パルサー風星雲

パルサー風星雲（PWN、複数形はPWNe）は、プレリオン（ギリシャ語の「πλήρης」、プレレス（「満ちた」の意味）に由来）とも呼ばれ、^[1]中心パルサーによって生成された風によって駆動される超新星残骸（SNR）の殻の内部で時々見つかる星雲の一種です。これらの星雲は、1976年に超新星残骸内の電波波長の増強としてクラスとして提案されました。 ^{[1]それ以来、赤外線、可視光線、ミリメートル波、} X線^[2]およびガンマ線源であることがわかっています。^{[3] [4]}

パルサー風星雲は様々な段階を経て進化します。^{[2] [5]}新しいパルサー風星雲はパルサーの生成直後に出現し、通常は超新星残骸の中にあります。例えば、かに星雲^{[6]や、大きな}ほ座超新星残骸の中の星雲などです。^{[7]パルサー風星雲が古くなると、超新星残骸は消散して消滅します。時間の経過とともに、パルサー風星雲はミリ秒パルサーやゆっくり回転するパルサーを取り囲む}弓状衝撃波星雲になることがあります。^[8]

パルサー風は、回転するパルサーによって生成される1テラガウス(1 億テスラ) を超える、急速に回転する非常に強力な磁場によって相対論的な速度まで加速された荷電粒子 (プラズマ)で構成されています。パルサー風は周囲の星間物質に流れ込むことが多く、「風終結衝撃波」と呼ばれる定在衝撃波を作り出し、そこで風は相対論的な速度未満まで減速します。この半径を超えると、磁化された流れの中で シンクロトロン放射が増加します。

パルサー風星雲は、多くの場合、次のような特性を示します。

• 超新星残骸に見られるような殻のような構造はなく、中心に向かって明るさが増しています。
• 高度に偏極したフラックス と、電波帯域での平坦なスペクトル指数、α=0～0.3。この指数は、シンクロトロン放射の損失により、X 線エネルギーで急峻になり、平均して X 線光子指数は 1.3～2.3 (スペクトル指数は 2.3～3.3) になります。
• X線のサイズは、一般的に電波や光学サイズよりも小さくなります（高エネルギー電子のシンクロトロン寿命が短いため）。^[5]
• TeVガンマ線エネルギーにおける光子指数は約 2.3 です。

パルサー風星雲は、パルサー/中性子星とその周囲との相互作用を調べる強力な手段となり得る。そのユニークな特性は、パルサー風の形状、エネルギー、構成、パルサー自体の空間速度、周囲の媒体の特性を推測するために利用できる。^[4]

• パルサー風星雲カタログ